5개의 행성 나이스 모델

Five-planet Nice model

5개의 행성 니스 모형은 5개의 거대한 행성에서 시작해 평균 운동 공명 사슬에 있는 4개의 얼음 거성(토성과 천왕성 사이)을 더한 것으로 시작하는 니스 모형을 변형한 것입니다.

공명 사슬이 끊어진 후, 다섯 개의 거대 행성은 미행성 이동의 기간을 거쳐, 원래의 니스 모형과 유사한 행성들 사이의 중력 접촉으로 불안정하게 된다.불안정성 동안 추가적인 거대 행성은 목성을 가로지르는 궤도로 안쪽으로 흩어지고 목성과 조우한 후 태양계에서 방출됩니다.5개의 거대한 행성이 있는 초기 태양계는 수치 모형들이 이것이 현재의 태양계를 [1]재현할 가능성이 더 높다는 것을 보여준 후 2011년에 제안되었다.

5개의 행성 나이스 모델

다음은 초기 불안정성을 초래하고 현재의 태양계의 많은 측면을 재현하는 5개의 행성 니스 모델의 버전입니다.비록 과거에 거대 행성의 불안정성은 후기 중폭격과 관련이 있었지만, 최근의 많은 연구들은 거대 행성의 불안정성이 [2][3][4][5]일찍 일어났다는 것을 보여준다.태양계는 거대 행성들이 [6]또 다른 공명 사슬을 형성하면서 시작되었을지도 모른다.

태양계는 목성, 토성, 세 개의 얼음 거대 행성과의 성운 단계를 5.5~20AU반장력을 가진 3:2, 3:2, 2:1, 3:2의 공명 사슬에서 끝납니다. 행성들 너머로 24AU에서 [6]30AU까지 이르는 미행성들의 밀집 원반이 공전합니다.이 원반의 미행성들은 그들 사이의 중력 상호작용에 의해 교반되어 궤도의 이심률기울기를 증가시킵니다.원반은 이 일이 일어나면서 퍼져나가면서 안쪽 가장자리를 거대 [5]행성들의 궤도로 밀어냅니다.외부 원반 내의 미행성 간의 충돌은 또한 연쇄 충돌로 먼지로 분쇄된 파편을 생성한다.먼지는 포인팅-로버트슨에 의해 행성들을 향해 소용돌이치며 결국 해왕성의 [6]궤도에 도달한다.먼지 또는 안쪽으로 산란된 미행성과의 중력 상호작용은 거대한 행성들이 가스 [6][7]원반이 소멸된 후 약 천만 년 후에 공명 사슬에서 탈출할 수 있게 해줍니다.

그리고 나서 행성들은 미행성들과 만나면서 점점 더 많은 수의 미행성들과 각운동량을 교환하면서 미행성들[6]의해 이동한다.미행성들의 순내향 이동과 해왕성의 외향 이동은 이러한 만남 동안 발생하는데, 이는 산란된 미행성들의 대부분이 다시 마주치기 위해 돌아오는 반면, 안쪽으로 산란된 일부 행성들은 천왕성과 마주친 후 다시 돌아오지 않기 때문이다.천왕성, 여분의 얼음 거성, 그리고 토성에도 비슷한 과정이 발생하는데, 결과적으로 그들의 바깥쪽으로의 이동과 미행성들의 바깥쪽 띠에서 목성으로의 이동으로 이어집니다.반대로 목성은 대부분의 미행성들을 태양계로부터 방출하고 그 결과 [8]안쪽으로 이동한다.1000만 년 후 행성들의 분산 이동은 공명 교차로 이어져 거대 행성들의 이심률을 자극하고 해왕성이 [9]28AU에 가까워질 때 행성계를 불안정하게 합니다.

이 불안정성 동안 여분의 얼음 거대 생명체가 방출됩니다.이 여분의 얼음 거대체는 이심률이 증가하면 토성을 가로지르는 궤도에 진입하고 토성에 의해 목성을 가로지르는 궤도로 안쪽으로 흩어집니다.얼음 거대 행성과의 반복적인 중력 충돌은 목성과 토성의 반장축에서 점프를 유발하여 궤도의 단계적 분리를 유도하고 2.[10]3보다 클 때까지 그들의 주기 비율을 빠르게 증가시킵니다.이 거대 얼음은 또한 천왕성과 해왕성과 마주치며 소행성대의 일부를 가로지른다. 이러한 만남이 [11]궤도의 이심률과 반장축을 증가시키기 때문이다.1만 년에서 10만 [12]년 후, 이 거대 얼음은 목성과 조우한 후 태양계에서 쫓겨나 불량 [1]행성이 된다.나머지 행성들은 계속해서 감소하는 속도로 이동하며, 남아있는 미행성 원반의 대부분이 [13]제거됨에 따라 그들의 최종 궤도에 서서히 접근합니다.

태양계 효과

거대한 행성들의 이동과 그들 사이의 만남은 태양계 바깥에 많은 영향을 끼친다.거대 행성들 사이의 중력적인 만남은 그들의 [14]궤도의 이심률과 경사를 자극한다.해왕성에 의해 안쪽으로 흩어진 미행성들은 행성이나 그들[15] 위성에 영향을 줄 수 있는 행성 횡단 궤도에 진입합니다. 이 미행성들의 영향은 크레이터를 떠나 외부 [16]행성의 달들에 영향을 미치고, 그들의 내부 [17]달들의 붕괴를 초래할 수 있습니다.몇몇 미행성들은 목성의 반장축이 분출된 얼음 거인과 마주칠 때 목성 트로이 목성으로 포착된다.목성 트로이 목성과 마지막으로 마주친 얼음 거대 행성이 목성을 통과하면 목성 트로이 목성의 한 그룹이 다른 그룹에 비해 고갈될 수 있습니다.나중에, 목성과 토성이 평균 운동 공명에 가까울 때,[18][19] 원래의 니스 모델에 설명된 메커니즘을 통해 다른 목성 트로이 목성을 포착할 수 있습니다.다른 미행성들은 분출된 얼음 거성과 다른 행성들 사이의 만남 동안 3체 상호작용을 통해 거대 행성들의 불규칙적인 위성으로 포착된다.불규칙 위성들은 순행 궤도, 역행 궤도,[20] 수직 궤도를 포함한 광범위한 경사로 시작한다.이후 고자이 메커니즘에 [21]의해 수직 궤도에 있는 것이 없어지고,[22] 그 사이의 충돌에 의해 다른 것이 분해되어 개체수가 감소한다.행성들 사이의 만남은 또한 일반 위성의 궤도를 교란시킬 수 있고, 이아페투스[23]궤도 기울기의 원인이 될 수 있다.토성의 회전축은 [24][25]해왕성과 천천히 회전 궤도 공명을 교차할 때 기울어졌을 수 있다.

많은 미행성들은 또한 해왕성이 이동하는 동안 해왕성 궤도 너머의 다양한 궤도에 심어져 있다.해왕성이 몇 AU 바깥쪽으로 이동하는 동안 해왕성에 의해 바깥쪽으로 산란된 미행성들이 공명 상태에서 포착되어 코자이 메커니즘을 통해 편심 대 기울기의 교환을 거쳐 보다 높은 근일점, 안정된 [9][26]궤도로 방출되면서 뜨거운 고전 카이퍼 벨트와 산란 원반이 형성된다.이 초기 이동 중 해왕성의 전면적인 2:1 공명 과정에서 포착된 미행성들은 얼음 거성과의 조우 때문에 해왕성의 반장축이 바깥쪽으로 튀어나와 44AU [27]부근에 있는 차가운 고전적인 카이퍼 벨트에 반장축이 있는 저경사, 저편심성 물체 무리들을 남길 때 방출됩니다.이 과정을 통해 해왕성과의 근접한 조우를 피할 수 있으며, '파란' 쌍성들을 포함한 느슨하게 묶인 쌍성들이 생존할 [28]수 있습니다.이 만남 [27]동안 해왕성의 3:2 공명으로부터 유사한 물체가 방출되기 때문에 저경사 플루티노의 초과는 피할 수 있다.해왕성은 조우 [29]후 약간의 이심률이나 [30]궤도의 빠른 세차 운동을 통해 차가운 고전 카이퍼 벨트 물체의 원시 원반이 [31]생존할 수 있습니다.만약 이 조우 이후 해왕성의 이동이 충분히 느린다면, 이러한 물체의 편심 분포는 해왕성의 7:4 [32]공명 근처에 한 발자국만 남겨두고 광범위한 평균 운동 공명에 의해 잘릴 수 있습니다.해왕성이 현재 궤도에 서서히 접근함에 따라, 물체들은 흩어진 [33][13]원반 안에 화석화된 높은 근일점 궤도에 남게 된다.해왕성 궤도 너머에 근일점이 있지만 해왕성과의 상호작용을 피할 만큼 높지 않은 다른 것들은 산란성 물체로 남아있고,[26] 해왕성 이동의 마지막에 공명 상태에 있는 것들은 해왕성 [34]궤도 너머의 다양한 공명 집단을 형성한다.매우 큰 반장축 궤도로 산란된 물체는 은하조나 지나가는 별들의 섭동에 의해 거대 행성의 영향을 벗어나 오르트 구름에 쌓일 수 있습니다.만약 행성 9가 불안정한 시기에 제안된 궤도에 있었다면, 대략 구형의 물체 구름이 수백에서 수천 [26]AU 사이의 반장축으로 포착될 것입니다.

태양계 내부에서는 불안정성의 영향이 그 시기와 기간에 따라 달라진다.초기 불안정은 화성이 지구와 금성보다 [35]작도록 만들면서 화성 지역에서 대부분의 질량을 제거하는 원인이 되었을 수 있다.초기 불안정은 소행성대[36]고갈을 초래할 수도 있고, 만약 소행성이 수십만 년 동안 지속된다면, 소행성대의 기괴함과 [37]기울기의 흥분으로 이어질 수도 있다.소행성 충돌가족은 다양한 공명과의 상호작용과 [38]소행성대를 가로지르는 얼음 거대 행성과의 조우 때문에 분산될 수 있다.외측대에서 온 미행성들은 공명 중이거나 얼음 거인과 마주칠 때 목성 궤도 아래로 원일점이 내려가면 P형, D형 소행성으로 소행성대에 박히고 일부는 얼음 [39]거인과 마주치면서 안쪽 소행성대에 도달한다.늦은 불안정성은 목성과 토성의 궤도를 빠르게 분리하여 장기 공명 [40]소동에 의한 내행성의 이심률의 들뜸을 피하기 위해 짧아야 할 것이다.이것은 또한 소행성 벨트의 초기 [11]질량이 낮거나 그랜드택에 의해 소행성이 고갈되고 흥분하여 편심 분포가 현재의 [41]분포로 이동한다면 소행성 궤도에 더 작은 변화를 가져올 것이다.늦은 불안정도의 소행성은 대략 절반은 이전에 고갈되는 소행성 지대(원래 만나서 반가워 모델에 비해)[15]더 작은에 노심으로부터 탈출에 되지 않지만 행성들 제작에 도달할 때는 소행 성대의 내부 확장을 방해하는 내행성의 바위로 된 개체에 의해 폭격을 야기할 수 있다.센t positions.[42]

니스 모델 개발

4개의 행성 모델

현재의 행성 형성 이론은 천왕성과 해왕성이 현재의 위치에 [43]추가되는 것을 허용하지 않는다.원시 행성계 원반은 너무 확산되어 있고 시간[44] 척도가 너무 길어서 가스 원반이 소멸되기 전에 미행성 강착을 통해 형성될 수 없으며, 수치 모델에 따르면 명왕성 크기의 미행성들이 [45]형성되면 나중에 강착이 중단될 것이다.조약돌 부착을 포함한 더 최근의 모델들이 더 빠른 성장을 가능하게 하지만, 가스 원반과의 상호작용으로 인한 행성들의 안쪽으로의 이동은 행성들을 더 가까운 [46]궤도에 있게 합니다.

현재 태양계는 처음에는 더 콤팩트했고 외부 행성들이 현재 [47]위치로 바깥쪽으로 이동했다는 것이 널리 받아들여지고 있다.외행성들의 미행성 이동은 1984년 페르난데스와 [48]입에 의해 처음 기술되었다.이 과정은 행성과 외부 [49]원반에서 시작된 미행성 사이의 각운동량 교환에 의해 추진된다.초기 동적 모델에서는 이 마이그레이션이 원활하다고 가정했습니다.외부 planets,[50]의 현재 입장 확대 재생산되 게다가 이 모델 명왕성의 orbit,[52]의 괴팍함 뜨거운 고전 카이퍼 벨트 개체의 성향과는 엉켜 진 disk,[53]의 유지와 카이퍼 벨트의 질량이 낮belt,[51]고 낭랑한 개체의 카이퍼에 개체 수:설명을 제공했다. 의 위치해왕성과의 [54]2:1 공명 부근의 바깥쪽 가장자리.그러나 이 모형들은 외부 행성들의 이심률을 재현하는 데 실패했고,[14] 이심률은 이동의 마지막에 매우 작았다.

원래 니스 모형에서 목성과 토성의 이심률은 2:1 공명을 교차할 때 흥분하여 태양계 외부를 불안정하게 만듭니다.천왕성과 해왕성이 미행성 원반 밖으로 흩어지는 일련의 중력적 만남이 뒤따른다.그곳에서 그들은 많은 미행성들을 안쪽으로 흩뿌려 행성의 이동을 가속화한다.미행성들의 산란과 소행성대를 통한 공명 소동은 내행성에 대한 폭격을 일으킨다.겉모습은 원래 만나서 반가워 모델은 목성 trojans,[19]과 해왕성 trojans:의 기원에 대해 제공되 planets,[8]의 입장과 남다름은 생식하는 것 뿐만 아니라;;[56]의 크기, 그리고 오른쪽 initi과trans-Neptunian 개체의 다양한 모집단[21]토성, 천왕성 그리고 해왕성의 불규칙 위성[55].알 상태,폭격[15]늦어지는 시기.

그러나 목성의 이동이 느리고 부드러웠다면 세속적인 공명 현상은 태양계 내부의 천체들의 궤도를 교란시킬 것이다.β의5 영속적인 공명은 이심률[57]자극하는 지구 행성의 궤도를 가로지른다.목성과 토성이 천천히 2:1 공명에 접근하는 동안, 화성의 이심률은 행성 간 충돌이나 화성에서 태양계에서 방출될 수 있는 값에 도달합니다.일련의 공명 상태에 있는 행성들로 시작하는 니스 모델의 개정판은 2:1 공명에 대한 이러한 느린 접근을 피합니다.그러나 금성수성의 이심률은 일반적으로 [10]θ의5 장기 공명이 궤도를 통과할 때 현재 값을 초과하여 들뜨게 됩니다.소행성의 궤도도 크게 변화하는데, ①영속적인16 공명 들뜸과 ③영속적인6 공명 들뜸이 소행성대를 휩쓸면서 낮은 경사의 소행성을 제거하면서 편심 현상을 일으킨다.그 결과, 생존한 소행성대는 현재 [12]관측되고 있는 것보다 더 큰 부분의 높은 기울기 물체와 함께 남겨진다.

목성이 얼음 행성 중 하나를 만나면 내행성의 궤도와 소행성대의 궤도 분포가 재현될 수 있어 [12]목성의 이동이 빨라진다.금성과 수성의 이심률을 자극하고 소행성의 궤도 분포를 바꾸는 느린 공명 교차는 토성의 주기가 목성의 2.1배에서 2.3배 사이일 때 발생한다.이론가들은 목성과 토성의 서로 다른 이동이 그 당시에 행성-행성 산란에 의해 지배되었기 때문에 이러한 현상이 회피되었다고 주장한다.구체적으로, 얼음 행성 중 하나는 토성과의 중력에 의해 목성을 가로지르는 궤도로 안쪽으로 흩어졌고, 그 후 [10]목성과의 중력에 의해 바깥쪽으로 흩어졌다.그 결과, 목성과 토성의 궤도는 급속히 분산되어, 세속적인 공명 현상을 가속화했다.이 거대 행성들의 궤도에 대한 진화는 외계 행성 연구자들에 의해 설명된 과정과 유사하며, 점프-목성 [58]시나리오라고 불립니다.

방출된 행성

점프-목성 시나리오에서 얼음 거성과 목성의 만남은 종종 얼음 거성의 방출로 이어집니다.이 거대 얼음 행성이 유지되기 위해서는 미행성 원반과의 동적 마찰에 의해 이심률이 감소되어 토성 궤도 너머로 근일점이 상승해야 합니다.니스 모델에서 일반적으로 사용되는 미행성 원반의 질량은 종종 이를 위해 불충분하며, 4개의 거대 행성으로 시작하는 시스템은 불안정성의 끝에 3개만 있는 상태로 남아 있습니다.얼음 거대 얼음의 방출은 원반 덩어리가 크면 피할 수 있지만, 목성과 토성의 거리는 종종 너무 커지고 큰 원반이 제거됨에 따라 편심도 너무 작아집니다.이러한 문제들로 인해 사우스웨스트 연구소의 데이비드 네스보르네는 태양계가 토성과 [1]천왕성 사이에 해왕성 질량의 행성이 더 있는 5개의 거대한 행성에서 시작되었다고 제안했다.다양한 초기 조건과 함께 수천 개의 시뮬레이션을 사용하여 그는 다섯 개의 거대한 행성으로 시작하는 시뮬레이션이 외부 [59]행성의 궤도를 재현할 가능성이 10배 더 높다는 것을 발견했습니다.David Nesvorn aless와 Alessandro Morbidelli에 의한 후속 연구는 목성과 토성의 주기 비율에서 필요한 점프가 발생하였고 외행성들의 궤도는 5개의 행성 한 개에 대한 시뮬레이션의 5%에서 재현되었고 4개의 행성에는 1% 미만이 재현되었다.가장 성공적인 것은 행성과의 만남이 공명교차로 촉발되기 전에 해왕성의 상당한 이동으로 미행성 원반을 교란시키는 것으로 시작되었습니다.이것은 목성이 공명 교차와 행성 [60]충돌에 의해 흥분된 후에 목성의 이심률을 보존할 수 있도록 해 주기 때문에 세속적인 마찰을 줄여줍니다.

콘스탄틴 바티긴, 마이클 E 반면 브라운과 헤이든 벳츠는 4행성과 5행성계가 목성과 토성의 이심률 진동, 카이퍼 벨트의 [61][62]뜨겁고 추운 인구 등 외부 행성의 궤도를 재현할 가능성이 비슷하다는 것을 발견했다.그들의 조사에서 해왕성의 궤도는 뜨거운 개체군이 [63]주입되는 높은 이심률 단계를 가져야 했다.이 기간 동안 천왕성과의 상호작용으로 인한 해왕성 궤도의 빠른 세차운동은 차가운 고전 [61]물체의 원시적인 띠를 보존하기 위해서도 필요했다.5개의 행성계를 위해 그들은 만약 5번째 거대 행성이 10,000년 [62]후에 방출된다면 차가운 고전적 벨트의 이심률이 가장 잘 보존된다는 것을 발견했다.그러나 [60]그들의 연구는 태양계 바깥만을 조사했기 때문에, 목성과 토성의 궤도가 현재의 태양계를 재현하는 데 필요한 만큼 빠르게 분기한다는 요구사항은 포함하지 않았다.

이전의 많은 작품들 또한 태양계를 추가 거대 행성으로 모델링했다.Thommes, Bryden, Wu, 그리고 Rasio의 연구는 공명 사슬에서 시작하는 4~5개의 행성들에 대한 시뮬레이션을 포함했다.2:1의 공명으로 시작된 목성과 토성의 4-5개의 행성들의 느슨한 공명 사슬은 종종 작은 질량 미행성 원반을 위한 얼음 거인의 손실을 초래했다.행성의 손실은 미행성 원반이 더 큰 4개의 행성계에서 회피되었지만 행성의 산란은 일어나지 않았다.목성과 토성이 3:2로 공명하는 보다 콤팩트한 시스템은 때때로 목성과 [64]토성 사이에 조우하는 결과를 낳았다.Morbidelli, Tsaganis, Crida, Levison, 그리고 Gomes에 의한 연구는 작은 공명 사슬의 4개의 행성계를 시작으로 태양계를 재현하는데 더 성공적이었다.그들은 또한 5개의 행성 공명 사슬에서 행성 포획을 모형화했고 행성들이 더 큰 이심률을 가지고 있으며 30년 [65]내에 시스템이 불안정해졌다고 언급했다.Ford와 Chiang은 꽉 찬 과두 정치에서 행성계를 모델링했는데, 그 결과 더 크고 역동적으로 차가운 원반이 형성되었습니다.그들은 원시 원반의 밀도가 [66]감소함에 따라 여분의 행성들이 분출될 것이라는 것을 발견했다.이와는 대조적으로, 레비슨과 모비델리의 시뮬레이션은 그러한 행성들이 분출되기 [67]보다는 퍼져나갈 것이라는 것을 보여주었다.

초기 조건

거대한 행성들은 일련의 공명 속에서 시작된다.원시 행성계 원반에서 행성들이 형성되는 동안 거대 행성들과 가스 원반 사이의 상호작용으로 인해 행성들이 태양 쪽으로 안쪽으로 이동하게 되었다.목성의 안쪽으로의 이동은 중단되거나, 중간 운동 [68]공명으로 빠르게 이동하는 토성을 포착했을 때 그랜드택 모델에서와 같이 역전될 때까지 계속되었습니다.세 개의 얼음 거대 행성도 안쪽으로 이동하면서 공명 사슬이 확장되었고 더 많은 [60]공명 속에 포착되었습니다.행성과의 만남이 시작되기 전에 해왕성의 장거리 이동은 행성이 3:2, 3:2, 2:1, 3:2 공명 사슬에서 포착되었을 때 가장 가능성이 높고, 안쪽 가장자리가 2AU 내에 있을 때 시뮬레이션의 65%에서 발생합니다. 반면 이 공명 사슬은 해왕성의 이동을 재현할 가능성이 가장 높습니다.불안정이 [6]일찍 일어났다면 공명 사슬도 가능했을 거예요

먼지로 인한 이행이 장기간에 걸쳐 진행됨에 따라 늦은 불안정성이 발생했을 수 있습니다.니스 2 모델에서 설명한 바와 같이 공명 사슬로부터의 늦은 탈출과 해왕성의 장거리 이동의 조합은 있을 수 없습니다.미행성 원반의 안쪽 가장자리가 가까우면 공명으로부터 일찍 탈출할 수 있고, 멀리 떨어져 있으면 해왕성의 상당한 이동 전에 일반적으로 트리거되는 불안정성이 발생합니다.공명으로부터의 조기 탈출에 이어 먼지로 인한 느린 이동 기간이 길어지면 이 간격이 메워질 수 있습니다.이 경우 3:2, 3:2, 2:1, 3:2 이외의 공진 체인은 발생하지 않습니다.공진 체인을 좁히기 위해 이행이 느릴 때 불안정성이 발생하며, 공진 체인을 느슨하게 하기 위해 원거리 디스크가 비현실적으로 좁습니다.먼지로 인한 이동 속도는 먼지의 발생 속도가 감소함에 따라 시간이 지남에 따라 느려집니다.그 결과, 불안정성의 타이밍은 [6]미행성 크기 분포나 강도 등 먼지 발생 속도를 결정하는 요인에 민감하다.

불안정성의 타이밍

니스 모형의 불안정성 시점은 처음에는 태양계가 형성된 지 수억 년 후에 발생한 것으로 생각되는 충돌률의 급상승인 Late Heavy Bombradment와 일치한다고 제안되었다.그러나 최근 니스 모델의 불안정성 시기, 그것이 후기 중폭격의 원인인지 여부, 그리고 다른 대안으로 관련 분화구와 충격 분지에 대해 더 잘 설명할 수 있는지에 관한 많은 문제들이 제기되었다.그러나 니스 모형 불안정성이 거대 행성들의 궤도에 미치는 영향과 미행성 바깥 원반에서 발생한 다양한 작은 물체 집단의 영향은 그 시기와는 무관하다.

늦은 불안정성을 가진 5개의 행성 니스 모형은 지구 행성의 궤도를 재현할 확률이 낮습니다.목성과 토성의 주기 비율은 2.1 미만에서 2.3 이상으로 뛰어오르고, 목성이 얼음 [57]거성과 마주칠 때 지구 행성의 이심률도 [60][2]들 수 있습니다.Nathan Kaib과 John Chambers의 연구에 따르면, 이것은 지구 행성의 궤도가 단지 1%만이 지구 및 거대 행성 궤도를 재현하는 시뮬레이션의 몇 퍼센트로 재현되는 결과를 낳았다.이것은 카이브와 챔버스가 지구형 [2]행성이 형성되기 전에 불안정성이 일찍 발생했다고 주장하게 만들었다.그러나 소행성대를 재현하기 위해서는 목성과 토성의 궤도 주기 비율의 상승이 필요하며,[69][70] 초기 불안정성의 이점을 감소시킨다.Ramon Brasser, Kevin Walsh 및 David Nesvorny의 이전 연구에서는 선택된 5개의 행성 [40]모델을 사용하여 태양계 내부를 재현할 수 있는 합리적인 가능성(20% 이상)을 발견했습니다.이아페토스에 대한 충격 분지의 모양도 늦은 [71][16]폭격과 일치한다.

불안정성 모델에 맞도록 4억 년 동안 충돌 분쇄한 후 미행성 원반에 충분한 질량이 남아 있지 않을 수 있습니다.미행성 원반의 크기 분포가 처음에 현재의 분포와 비슷하고 수천 개의 명왕성 질량 물체를 포함한다면 상당한 질량 손실이 발생합니다.따라서 현재 불안정한 모델에서는 최소 15개의 지구 질량이 필요한 반면, 디스크는 10개의 지구 질량을 유지합니다.크기 분포도 관찰된 것보다 얕아집니다.이러한 문제는 시뮬레이션을 더 큰 디스크나 더 큰 크기의 분포로 시작해도 그대로 남아 있습니다.이와는 대조적으로 질량 손실은 훨씬 낮고 크기 분포의 변화는 초기 [3]불안정성 동안 거의 발생하지 않는다.만약 명왕성 질량 물체 없이 미행성 원반이 시작되었다면 충돌 분쇄는 미행성 [72]원반의 초기 크기와 질량에 따라 더 작은 물체에서 형성될 때 시작될 것이다.

불안정성이 늦어질 경우 충돌로 인해 Patroclus-Menoetius와 같은 바이너리 객체가 분리됩니다.파트로클로스와 메노에티우스는 680km 떨어져 있고 초당 11m의 상대속도로 공전하는 약 100km의 물체이다.이 쌍성은 거대한 미행성 디스크에 남아 있지만 충돌로 인해 분리되기 쉽습니다.유사한 바이너리의 약 90%는 시뮬레이션에서 1억 년당 분리되며, 4억 년 후에는 생존 확률이 7 × 10으로−5 떨어집니다.목성 트로이 목성 중 파트로클루스-메노에티우스의 존재는 태양계가 [4]형성된 지 1억 년 이내에 거대한 행성 불안정이 발생했음을 요구한다.

외측 미행성 원반에서 명왕성 질량의 물체들 간의 상호작용은 초기 불안정성을 야기할 수 있다.가장 큰 미행성 사이의 중력 상호작용은 원반을 동적으로 가열하여 궤도의 이심률을 증가시킵니다.이심률이 증가하면 근일점 거리도 줄어들어 일부는 외계의 거성행성과 교차하는 궤도로 진입하게 됩니다.미행성들과 행성들 사이의 중력 상호작용은 그것이 공명 사슬에서 벗어나 바깥으로 이동하는 것을 가능하게 한다.시뮬레이션에서 이것은 종종 공명 교차와 1억 [5][7]년 이내에 불안정성을 야기합니다.

니스 모델에 의해 생성된 폭격은 Late Heavy Bombradment와 일치하지 않을 수 있습니다.소행성과 비슷한 크기의 임팩터 분포는 작은 [73]크레이터에 비해 너무 많은 충돌 분지를 야기할 것이다.가장 안쪽에 있는 소행성대는 아마도 작은 소행성들이 소수의 [74]큰 소행성들 사이의 충돌의 결과이기 때문에 이 제약조건에 맞추기 위해 다른 크기의 분포가 필요할 것이다.니스 모형은 소행성[15]혜성에 의한 폭격을 예측하지만, 대부분의 증거는 소행성이 지배하는 [75][76][77][78]폭격을 가리키고 있다.이것은 5개의 행성 니스 모델에서 줄어든 혜성폭격과 태양계 [79]내부로 진입한 후 혜성의 상당한 질량 손실 또는 붕괴를 반영할 수 있으며, 잠재적으로 혜성폭격의 증거를 [80]잃어버릴 수 있다.하지만, 소행성 폭격에 대한 두 가지 최근의 추정치는 또한 후기 [81][82]중폭격을 설명하기에 충분하지 않다는 것을 발견한다.Late Heavy Bombramdment로 확인된 달의 분화구와 충격 분지, 직경 150km 이상의 분화구 중 약 1/6과 화성의 분화구를 재현하는 것은 다른 분화구 스케일링 법칙을 적용한다면 가능할지도 모른다.나머지 달 크레이터는 크기가 다른 다른 충돌체 집단의 결과일 것입니다.[83] 행성 형성이 남긴 미행성일 수 있습니다.이 크레이터 스케일링 법칙은 또한 최근에 형성된 큰 [84]크레이터를 더 성공적으로 재현할 수 있다.

Late Heavy Bombradment로 확인된 크레이터와 충격 분지에는 또 다른 원인이 있을 수 있습니다.최근에 제안된 대안으로는 화성에서 [85]보렐리스 분지를 형성한 충돌로 인한 잔해와 수성 [86]내 궤도를 돌던 잃어버린 행성들 간의 재앙적인 충돌이 있다.이러한 설명들은 보렐리스 [87]분지의 형성 시기, 수성 내부의 [88]궤도에 물체가 머물러야 하는지 여부 등 그들만의 잠재적인 문제를 가지고 있다.지구형 행성의 형성에 의해 남겨진 미행성들에 의한 단조로운 감소폭격도 제안되었다.이 가설은 맨틀이 상대적으로 늦게 결정화되어야 한다고 요구하는데, 이것은 지구와 [89]달에 있는 높은 친위 원소들의 농도 차이를 설명할 수 있다.그러나 이전 연구에서는 충돌 진화로 인해 이 개체군의 가장 역동적으로 안정된 부분이 고갈되어 여러 개 또는 마지막 두 개의 충격 분지의 형성이 [90]불가능하다는 것을 발견했다.

제안명

네스보르네에 따르면, 동료들은 가상의 다섯 번째 거대 행성에 대해 여러 가지 이름을 제안했다: 그리스 지하세계의 신을 따온 하데스, 포도주의 신이자 디오니소스박카스의 동족인 리베르, 그리고 유독가스의 로마 여신인 메피티스의 이름을 따온 것이다.또 다른 제안은 닥터의 "Thing 1"이다.모자 속의 수스의 고양이.하지만 네스보른 자신은 그런 [91]제안을 좋아하지 않는다.

플래닛 나인 노트

2016년 1월, Batygin과 Brown은 멀리 있는 거대한 9번째 [92]행성이 250AU 이상의 장축이 있는 몇몇 해왕성 횡단 물체의 근일점 정렬에 책임이 있다고 제안했다.그리고 2017년 11월, 브라운은 5개의 행성 니스 모델과 플래닛 나인 사이의 상관관계에 대한 트위터 질문에 "플래닛 나인이 니스 행성 [93]#5일 가능성이 높다고 말할 수 있다"고 말했다.5개의 행성 니스 모형에서 다섯 번째 거대 행성의 방출 메커니즘은 9번 행성의 기원을 연상시키는 반면, 목성과의 조우를 포함한 중력 불안정과 함께, 다른 기원이 제안되었다.예를 들어 다른 [94]별로부터의 포획, 그리고 지나가는 [95][96]별에 의해 궤도가 바뀌는 상황에서의 형성이 포함됩니다.

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